TRAPPIST-1 f

Que signifie la faible densité de TRAPPIST-1 f ?

TRAPPIST-1 f possède environ 1,04 fois la masse et 1,045 fois le rayon de la Terre. Sa densité moyenne, calculée à partir de ces valeurs, est d’environ 5,02 g/cm³, soit 9 % de moins que celle de la Terre. Une grande quantité d’eau à l’intérieur pourrait réduire autant la densité, mais ce nombre ne prouve pas à lui seul l’existence d’un océan. Une planète rocheuse contenant moins de fer, ou dont le fer est lié à l’oxygène et réparti dans le manteau, peut avoir la même masse et la même taille.

• Environ 9,21 jours Temps nécessaire pour faire le tour de l’étoile
• Environ 1,045 rayon terrestre Rayon calculé grâce à la quantité de lumière stellaire masquée
• Environ 1,04 masse terrestre Masse calculée grâce aux variations des heures de transit
• Environ 5,02 g/cm³ Densité moyenne calculée grâce à la masse et à la taille

Comment mesure-t-on la taille et la masse de TRAPPIST-1 f ?

Lorsque f passe devant son étoile, la lumière diminue d’environ 0,65 %. Une grande planète masque davantage de lumière. Cette baisse permet donc de connaître le rapport de taille entre la planète et l’étoile. En appliquant ensuite la taille réelle de l’étoile, on obtient le rayon de f.

La masse est calculée grâce à la gravité des planètes voisines. Les sept mondes s’attirent mutuellement et font arriver chaque transit un peu plus tôt ou plus tard que prévu. En 2021, une équipe a combiné quatre années de données de Spitzer avec celles de télescopes au sol, de Hubble et de K2, puis analysé 447 heures de transit. Les grandes variations sur un cycle d’environ 490 jours, surtout parmi les cinq planètes extérieures, ont permis de calculer la masse de f avec une incertitude d’environ 3 %.

La densité moyenne est la masse divisée par le volume. Le volume d’une planète dépend du cube de son rayon : une petite erreur sur le rayon a donc un effet plus grand sur la densité. De plus, la densité moyenne représente toute la planète par une seule valeur. Elle ne montre pas où se séparent le noyau, le manteau et une éventuelle couche d’eau.

Quelles structures internes peuvent produire la même densité ?

La première possibilité est une planète rocheuse presque sèche et pauvre en fer. Dans un modèle où les sept planètes de TRAPPIST-1 se sont formées avec des matériaux semblables, une part de fer d’environ 21 % de la masse totale explique les densités observées. Elle est inférieure aux quelque 32 % de la Terre : la densité moyenne peut donc être basse sans épaisse couche d’eau.

La deuxième possibilité est une planète où le fer ne s’est pas regroupé dans un noyau métallique, mais s’est lié à l’oxygène et mélangé au manteau. Les mêmes éléments peuvent former une planète plus volumineuse s’ils sont disposés autrement. La troisième est une couche légère d’eau ou de glace au-dessus de roches et de fer semblables à ceux de la Terre. Si cette couche est très profonde, la pression pourrait transformer l’eau inférieure en formes de glace solide absentes des océans terrestres.

La densité moyenne ne permet pas de déterminer la quantité d’eau intérieure. La valeur calculée change selon la taille supposée du noyau de fer.

Comment a-t-on estimé la proportion d’eau de TRAPPIST-1 f ?

En 2025, une équipe a introduit la masse et le rayon observés dans plusieurs modèles de l’intérieur. En fixant un rapport manteau-noyau proche de celui de la Terre, l’eau représentait 6,9±2,0 % de la masse totale. En laissant la taille du noyau varier davantage, le résultat atteignait 16,2±9,9 %. Les réponses diffèrent autant parce que le télescope n’a pas mesuré l’eau directement : chaque calcul a commencé avec un intérieur supposé différent.

Ces calculs incluent des valeurs qui n’ont pas été mesurées directement, comme la compression des roches et du fer sous pression, la température de chaque couche et la taille du noyau. Même estimer la quantité totale d’eau ne permet pas de savoir s’il s’agit de liquide en surface, de glace ou de vapeur dans l’atmosphère. La faible densité laisse possible une planète riche en eau, mais l’eau n’est pas la seule explication.

Que pourrait encore révéler l’atmosphère sur l’eau ?

Les observations de Hubble ont rendu improbable sur f une grande atmosphère gonflée et riche en hydrogène comme celle de Neptune. On ignore encore si elle possède une fine atmosphère de gaz lourds comme l’azote, le dioxyde de carbone ou la vapeur d’eau. Sans connaître sa pression et son effet de serre, on ne peut pas calculer précisément la température au sol, même si f ne reçoit qu’environ 37 % de la lumière reçue par la Terre.

Selon le bilan publié par la NASA en janvier 2026, Webb a observé f, mais l’analyse de l’atmosphère est toujours en cours. Il faut d’abord séparer les changements causés par les taches et les éruptions de l’étoile, puis vérifier si les traces de molécules comme le dioxyde de carbone se répètent dans plusieurs observations. Une fois la pression et la composition connues, il sera possible de mieux calculer si l’eau peut exister sous forme liquide, solide ou gazeuse.

1. Baisse de la lumière stellaire Le rapport de taille entre la planète et l’étoile donne le rayon.
2. Variations des heures de transit L’attraction mutuelle des sept planètes donne la masse.
3. Densité moyenne Diviser la masse par le volume réduit la liste des matériaux possibles.
4. Observation de l’atmosphère Sa pression et sa composition indiqueraient les états possibles de l’eau.

Être dans la zone habitable signifie-t-il que f possède de l’eau ?

La planète f se trouve dans la zone habitable. Cela signifie qu’elle reçoit assez de lumière pour permettre de l’eau liquide en surface si les conditions atmosphériques conviennent. Avec presque aucune atmosphère, la surface pourrait être froide et l’écart entre le jour et la nuit important. Avec une atmosphère épaisse et un fort effet de serre, la même lumière pourrait produire une surface bien plus chaude.

La faible densité ne suffit donc pas à appeler f une planète-océan. Il faut aussi confirmer l’existence d’une atmosphère, sa pression et sa composition, des traces de molécules d’eau et la plage des températures de surface. Ce que l’on connaît avec certitude est la masse, le rayon et l’orbite ; l’océan, la couche de glace et l’atmosphère ne sont pas confirmés.

L’océan et la glace montrés sur cette page sont une illustration, pas une photographie. Les valeurs de 6,9 % et 16,2 % d’eau ont été calculées avec des hypothèses précises sur l’intérieur et ne signifient pas que de l’eau ou un océan ont été découverts.

Sources

• NASA Exoplanet Archive — TRAPPIST-1 f
• The Planetary Science Journal — Masses, rayons, densités et dynamique
• Unterborn et al. — Incertitudes sur l’intérieur de TRAPPIST-1 f
• NASA JPL — Intérieurs possibles des planètes TRAPPIST-1
• NASA Science — Contraintes de Hubble sur TRAPPIST-1 f
• NASA Science — Résultats de Webb pour le système TRAPPIST-1
• Nature Astronomy — Chaîne résonante de TRAPPIST-1